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Letzte Änderung: 23.05.2004
Veränderliche Sterne
Seit langem sind einige Sterne dafür bekannt, daß ihre Helligkeit nicht konstant zu sein scheint. Die berühmtesten sind sicherlich Mira ("die Wunderbare", omikron Ceti) und Algol ("Teufelskopf", beta Persei). Diese beiden sind auch am längsten als veränderlich erkannt, der Grund für die Helligkeitsschwankungen ist aber jeweils unterschiedlich.Am einfachsten erklärt ist sicherlich Algol: Hier handelt es sich um ein enges Mehrfachsternsystem. Die Bahnen der Komponenten liegen nun so im Raum, daß es von der Erde aus betrachtet zu regelmäßigen Bedeckungen der beiden Sterne kommt; analog zu einer Sonneninsternis nimmt die für uns sichtbare Gesamthelligkeit der beiden Sterne also für kurze Zeit ab, da der eine Stern den anderen für uns verschwinden läßt. Diese kurzen Minima (der Helligkeit) sind ein gutes Indiz für solche Bedeckungsveränderlichen. Weiterhin ist den Bedeckungsveränderlichen gemeinsam, daß die Komponenten ziemlich nahe beieinander im All stehen, ihre Umlaufzeiten umeinander gemäß den Keplerschen Gesetzen also recht kurz ist; das Algol-System umläuft einander in etwas weniger als drei Tagen, wobei die Helligkeit im Minimum um mehr als eine Größenklasse absinkt, was dem Auge als Halbierung der Helligkeit erscheint. Das Minimum dauert wenige Stunden; ich konnte schon ein paar mal die Helligkeitsveränderung innerhalb einer Nacht beobachten und einmal sogar fotografieren:
Algol (der markierte Stern) links während der Bedeckung, rechts bei normaler Helligkeit. Mit dem Auge ist die Veränderung auffälliger als hier im Bild, da der rötliche Stern links im Bildfeld (rho Persei) dem Auge beim Beobachten heller erscheint als dem Film - beim Minimum erschienen rho Per und Algol genau gleich hell, während im 'Normalzustand' Algol deutlich heller ist.
Mira dagegen ist das Paradebeispiel für einen Stern, dessen Helligkeitsveränderung mit der Veränderung des physikalischen Zustands des Sterns korrespondiert; sie ist ein roter Überriese nahe dem Ende ihrer Entwicklung. Der Brennstoffvorat im Kern (mit Sicherheit "brennt" sie Helium) wird knapp, was zu zeitweiliger Kontraktion führt. Durch die dadurch erhöhte Temperatur und Materiedichte erhöht sich die Fusionsrate wieder, und der Energieausstoß (Strahlung) nimmt zu, was wiederum die Sternhülle aufbläht - Miras Durchmesser schwingt periodisch. Solche Sterne nennt man Pulsationsveränderliche. Diese "wirklichen" Veränderlichen Sterne gibt es in vielen Variationen - die einen (zu denen auch Mira gehört) werden heller, wenn ihr Durchmesser wächst; bei anderen Sorten ist es umgekehrt, d.h. je weiter der Stern schrumpft, um so heller wird er.
Eine wichtige Klasse der Pulsationsveränderlichen sind die delta Cephei-Sterne (auch Cepheiden genannt, nicht zu verwechseln mit einem gleichnamigen Meteorstrom); dieses sind Sterne in einem jüngeren Stadium als es die Mira-Sterne sind. Die Cepheiden "verlassen" gerade die Hauptreihe des Hertzsprung-Russell-Diagrammes und beginnen, sich zu roten Riesen zu entwickeln. Eine zeitlang pulsieren auch sie, und zwar in einer für die Astronomen "günstigen" Manier: Zwischen der Periode der Schwingung (also dem zeitlichen Abstand ihrer Helligkeitsmaxima) und ihrer absoluten Helligkeit besteht eine lineare Beziehung. Anders ausgedrückt: Aus der Periode ihres Lichtwechsels kann man schließen, wie hell sie in Wirklichkeit strahlen. Setzt man nun letztere Größe in Beziehung zu ihrer Scheinbaren Helligkeit, also ihrer Helligkeit am Erdhimmel, so kann man daraus recht genau auf ihre Entfernung schließen. Dies ist die genaueste Methode, um die Entfernung von Galaxien zu bestimmen, die man (in Großteleskopen) in Sterne auflösen kann - mit genau dieser Methode gelang E. Hubble (genauer: seiner Mitarbeiterin Henrietta Leavitt) erstmalig die genaue Abschätzung der Entfernungen einiger Galaxien, die Voraussetzung für die bedeutsame Entdeckung der Galaxienflucht war, die ihrerseits zum heute gültigen Weltbild führte - der Entstehung des Kosmos in einem Big Bang.
Spektakulär muß das Erscheinungsbild der kataklysmischen Veränderlichen aus der Nähe sein; hier handelt es sich um enge Doppelsterne, deren eine Komponente ein weißer Zwergstern ist. Wegen der großen Nähe der beiden Komponenten fließt mehr oder weniger kontinuierlich Materie aus der Sternhülle des "normalen" Sterns in eine Umlaufbahn um den Zwergstern; es bildet sich eine sog. Akkretionsscheibe. Dort, wo der Materiefluß auf diese Scheibe "platscht", wird kinetische Energie durch Reibung in Strahlung umgewandelt - dies ist der sog. hot spot der Scheibe. Dies ganze Gebilde (Stern, Zwergstern, Scheibe und Materiestrom) ist äußerst dynamisch - und häufig kommt es zu heftigen Lichtausbrüchen, teils in der Scheibe, teils an der Oberfläche des Zwergsterns (letztere bezeichnet man als Novae).
Es gibt noch viele weitere Klassen von Veränderlichen Sternen - von ellipsoiden Rotationsveränderlichen (mit Begleitsternen) bis hin zu Sternen mit ausgeprägten Sternfleckengebieten, die uns durch ihre Rotation mal die hellere, mal die dunklere Seite "hinhalten". Da das Thema "Veränderliche" recht interessant ist, wird hier beizeiten ein erweiterter Aufsatz erscheinen.
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